具有宽波段能谱和强发射线是活动星系核光谱的显著特征。超大质量黑洞吸积作为中心引擎提供活动星系核辐射的能源机制已是被普遍接受的理论。吸积盘模型的建立和发展极大地推动了对活动星系核现象的理解，对活动星系核的宽波段连续辐射问题给出了一种物理解释。随着新一代X射线卫星，如，XMM-Newton进行更高分辨率及更宽能段的观测数据的大量涌现，一些新的问题，如，X射线辐射的“软超”现象，亟待理论模型的进一步发展。另一方面，对宽发射线的研究促进了对活动星系核的宽线区结构的理解。宽线区作为距离超大质量黑洞最近的区域，成为研究超大质量黑洞及其邻域所进行的基本物理过程的“探针”，是目前活动星系核研究领域中十分活跃的研究方向之一。通过测量宽发射线响应电离连续谱变化的时间延迟的Reverberation-mapping(RM)技术，已发展成为目前测定活动星系核黑洞质量的基本方法。但由于RM方法测定的黑洞质量，强烈依赖于对于宽线区结构的假设，而受到系统不确定性因素的影响；同时，RM方法得到的黑洞质量是否满足活动星系核辐射的热光度的要求，也是一个需要检验的问题。　　 本论文详细介绍了我们对宽线区结构的研究方法和主要结论。我们通过含垂直结构的吸积盘(AD)模型拟合的方法，对目前最大的Reverberationmapping样本中的活动星系核的宽波段能谱进行了研究，并由AD模型拟合能谱得到黑洞质量。从能量辐射的角度，检验RM方法测定的黑洞质量。在该样本中，对于2/3的AGNs，RM方法与AD方法估计的黑洞质量是一致的，而RM方法对于1/3的AGNs存在黑洞质量低估的问题，该结果与目前对RM方法中可能存在的系统不确定性的分析是一致的。由于RM方法依赖于对于宽线区结构的理解，因此，确定宽线区的几何因子f是精确测定黑洞质量的关键。通过比较这两种相互独立的估计黑洞质量的方法来研究宽线区的结构，我们提出，活动星系核存在两种不同的宽线区结构，Eddington比是决定宽线区结构的基本物理量：以Eddington比约为0.1作为分界，形成了两种不同结构的宽线区，在高Eddington比和低Eddington比的活动星系核中宽线区的几何因子f明显不同；而且，盘风的形成明显与Eddington比相关，当Eddington比高时，宽线区中形成强的盘风，甚至以盘风主导，宽线区结构具有类盘状和盘风成分，随着Eddington比的降低，强的盘风成分将消失，辐射无效的RIAF主导宽线区的结构。我们的结果支持宽线区的盘/盘风模型，并认为盘风的形成与Eddington比相关，但是关于形成盘风的物理机制等问题仍有待宽线区结构理论的进一步完善以及对超大质量黑洞吸积过程的物理本质的更为深刻的理解。